高エネルギー天体による
銀河間磁場の探索

高橋慶太郎
京都大学基礎物理学研究所
２００８年６月２７日

目次
１、イントロダクション２、ボイド３、宇宙磁場の生成
４、宇宙磁場の観測
５、高エネルギー天体からのpair echo
６、ブレーザーとガンマ線バースト
７、ガンマ線バーストのpair echo
８、ブレーザーによる磁場への制限
９、まとめ１、イントロダクション

ubiquitous magnetic fields

neutron
star

12

10 G
9

10 G

white
dwarf

6

10 G

activegalactic
nuclei

3

10 G
Sun

1G
Earth

cluster ofgalaxies

1mG
SNR

1μG

1km

6

10 km

1pc

galaxycosmological

1kpc

1Mpc

size

銀河間空間（ボイド）天体に付随しない磁場はあるか？

SDSS

大きさ～10Mpc
ボイドの占有体積～40%
ボイド内密度～平均の10%

宇宙論的磁場の生成
物理による分類●量子論的
電磁場の共形不変性を破る相互作用を入れる●radiation drag
光子・陽子・電子の系で光子が電子を引きずる●Biermann battery
ポリトロープでないガスで密度と圧力の分布がずれる

時系列
インフレーション
相転移
ゆらぎによる生成（第１世代星）（原始銀河）
再イオン化
銀河や銀河団からの流れ込みモチベーション
磁場の起源
特に銀河や銀河団。弱い種磁場があればダイナモで増幅されるだろう。種磁場はどこから来た？
構造形成以前の宇宙を探る
構造形成以前のいろんな現象の名残が磁場としてボイドに現在まで残っているかもしれない。
構造形成への影響
第１世代星、原始銀河の形成に影響？
超高エネルギー宇宙線の伝搬
超高エネルギー宇宙線の軌道が曲げられてしまう。
ボイドの物理的状態
ボイドの中はどうなっている？銀河・銀河団との相互作用は？

宇宙論的磁場の生成と観測z

inflation・相転移
BBN

10
10

3

ゆらぎによる磁場生成

CMBゆらぎCMB-FR

構造形成・再イオン化
QSO-FR銀河・銀河団の活動

1

pair echo

pair echo
ブレーザーやGRBなどの高エネルギー天体を使って磁場を測る
・TeV放射をしている天体からのGeV領域の遅延放射・10 -20 Gaussというとんでもなく弱い磁場を検出できる可能性
・だいたいボイド領域の磁場を測ることになる
今日は・いろんな周辺領域のレビュー
・pair echoの定式化
・GRB、ブレーザーへの適用

VHE gamma-ray astronomy

GeV-TeV天文学は今が伸びざかり１つの数字：1nG
1nGという数字は（偶然）いろんなところに出てくる・Faraday rotationによる制限
宇宙平均密度（10 -6 個/cm3 ）× horizonスケール（1Gpc）
× 1nG = 1 rad/m2
・CMBによる制限
δρ = (1nG) 2・frozen-in磁場in void銀河（1個/cm 3 、1μG）
銀河団（0.01個/cm3 、0.1μG）→ ボイド（10 -6 個/cm 3 、1nG）
・超高エネルギー宇宙線
1020 eVの陽子、1nGの磁場→ ラーモア半径 = GZKスケール（100Mpc）

もう１つの数字：10 -20 G
もう１つの目安・いろいろな磁場生成機構で生成される磁場
ゆらぎ起源、再イオン化、構造形成・・・
10 -18 ～10 -22 Gauss
・銀河ダイナモで必要とされる種磁場
ガス収縮 → 銀河の回転周期で宇宙年齢の間増幅→ ～ 10 -25 Gauss
MRIが働くには～ 10 -20 Gauss・pair echoで測定できる磁場
-16
-20
10
～10
Gauss

２、ボイドボイド
1981 Kirshner et al.：ボイドの発見
1982 Peebles：CDM宇宙におけるボイドの予言
CDM宇宙での構造形成
少し濃い領域
少し薄い領域→ 重力収縮→ effectiveな反重力で膨張→ さらに濃くなる → さらに薄くなる→ ハロー形成→ ボイド形成
2dFGRSでz < 0.1のボイドが３００個ほど見つかっている

2dFGRSボイドの定義

El-Ad & Piran (1997)

１、wall galaxyとvoid galaxyの分類：5.6Mpc/h以内に３つ未満の銀河しかなければそれはvoid galaxyとする。
残りは全てwall galaxyとする。
２、holeを見つける：空間を３次元のグリッドに分け、
wall galaxyが全く存在しないcellをempty cellとする。
それぞれのempty cellを中心としてwall galaxyを含まない
ような最大の球（hole > 8Mpc/h）を見つける。
３、voidを定義する：まず最も大きいholeはvoidとする。次に大きなholeは先のvoidと体積が１０％以上重ならなければvoidとする。これを10Mpc/hのholeまで繰り返す。
４、残りのholeを吸収させる：voidにならない残ったholeで、体積が５０％重なるvoidがある場合にはそのholeはそのvoidに属するとする。ただし２つ以上のvoidと５０％以上重なる場合にはそのholeは２つのvoidをつないでいるものとして、どのvoidにも含めない。

ボイドの性質①

Hoyle & Vogeley (2004)

2dFGRSのvolume-limited sample・z < 0.14
・６万個の銀河（wall galaxy: 90%, void galaxy: 6+4%・３００個のボイド・平均最大球半径：12Mpc/h
・平均有効半径：15Mpc/h
・平均密度：宇宙平均の5%significance・空間占有率：40%
ただしこれらはボイドの定義に依存する。
最大球半径の累積的な分布。ランダム分布と比較して統計的有意性がある。

surveyrandomボイドの性質②有効半径の分布

だいたい10～20Mpc/h

平均的な密度profile

ボイド中はかなり低密度。
半径の２倍でも割と低密度。

ボイドの性質③
半径 r の球がボイドである確率をシミュレーションと比較
ダークマターと比較
シミュレーション ＋
ダークマターはボイドのsemi-analytic model
確率が小さく、ガスよりによる銀河分布と比較構造が豊富なようだ。

ボイドまとめ銀河分布の観測によるボイドの統計的性質
・～ 10Mpc
・宇宙の40%の空間に6%の銀河・宇宙平均密度の5%
物理的性質はよくわかっていない・metalはかなり少ないかもしれない< 10 -1.8 Zsun (z < 0.1) (Stocke et al. 2007)< 10 -3.5 Zsun (z = 3-5) (Simcoe et al. 2004)
・明るくないAGNが結構ある
あまりaccretionできない環境らしい・磁場はどうなのだろうか
あとで多少のヒント

３、宇宙磁場の生成

宇宙論的磁場の生成
物理による分類●量子論的
電磁場の共形不変性を破る相互作用を入れる●radiation drag
光子・陽子・電子の系で光子が電子を引きずる●Biermann battery
ポリトロープでないガスで密度と圧力の分布がずれる

時系列
インフレーション
相転移
ゆらぎによる生成（第１世代星）（原始銀河）
再イオン化
銀河やクェーサー
からの流れ込み

量子論的生成インフレーション中に量子論的に生成 Turner & Widrow, 1988
→ conformal invarianceを破る→ 重力との非最小結合、ディラトンなど
Bamba & Sasaki (2007)による一般的な定式化

superhorizon：長波長近似
subhorizon：WKB近似

Iを小さくすればいくらでも大きくなるがいずれ1にしなければならない。原理的には
10 -9 Gも可能だが現実的には難しい古典的磁場生成の一般論①

KT et al. (2008)

磁場生成には電場の回転が必要
普通は磁場生成は起こらず、なんらかの「外力」が必要

電荷密度の発展方程式

電子と陽子で異なる力

電荷密度はプラズマ振動するがクーロン散乱で減衰し、やがてdynamical time scaleでは定常に落ち着く古典的磁場生成の一般論②
定常状態では次のような解になる・電子が「外力」に押されるのと電場がつりあう
・「外力」の回転が磁場になる
・「外力」がなくなると、電場・電荷密度は消える
磁場・電流は残る「外力」は？ 光子電子→ radiation drag→ Biermann battery

radiation drag①
radiation dragの場合、「外力」は光子・荷電粒子の速度差

光子の粘性

磁場生成のために必要なこと
・光子、陽子、電子の３流体・ある程度以上optically thickであることが必要→ 初期宇宙（再結合前）、再イオン化

radiation drag②
初期宇宙のゆらぎ KT, Ichiki et al., 05, 06, 07
・光子ゆらぎが電子ゆらぎを引きずる↑
ＣＭＢゆらぎ→ ＣＭＢゆらぎと相関した磁場ができる・回転成分は２次摂動でできる・光子と電子の結合の強さ
磁場は光子と電子のずれからできる→ 弱結合がいい？
光子の密度ゆらぎは電子との結合で支えられている→ 強結合がいい？

radiation drag③
光子‐荷電粒子の速度差の方程式を強結合近似で解く

これは再結合当時のhorizonスケールでの評価。
その他のスケールはもう少し複雑。
右図は数値的な評価。
ただしvorticityの寄与が入っていない暫定的なもの。
解析的・数値的な総合的理解までもう少し。

10-20 Gaussradiation drag④
再イオン化 Langer et al., 03, 05
QSOなどからの紫外線がまわりの非一様なガスの中性水素をイオン化しながら電子を引きずる。
・低エネルギー紫外線
近傍・強い磁場・高いエネルギー紫外線
遠方・弱い磁場QSO

10 −18 Gauss 源近傍
B ≈  − 22
10 Gauss 宇宙全体

Biermann battery①

Biermann 1950

陽子・電子の２流体

密度勾配と圧力勾配がずれると働くが、ポリトロープでは無理。
→ 衝撃波、放射加熱などが必要→ 構造形成に伴う衝撃波、超新星残骸、再イオン化

Biermann battery②
再イオン化 Gnedin et al. 2000
宇宙論的流体シミュレーション
適当な輻射輸送、適当な星形成
Biermann + radiation drag
中性水素

磁場

ガス密度

温度

基本的には大構造に付随した磁場ができるがボイドにも少々できる。

B ≈ 10 −22 Gaussquasar outflow
Furlanetto & Loeb 2001
・磁場を含んだガスをジェットで銀河間空間に放出
・活動が終ってもバブルは膨張→ 銀河間空間の内の一部は磁場に汚染される宇宙の20%程度の空間が1nG程度の磁場に汚染される

宇宙磁場の生成まとめ
ボイドに（微弱な）磁場が存在するのは間違いない・生成（～ 10 -20 Gauss）
インフレーション、相転移、ゆらぎ、
再イオン化、構造形成・・・
・流れ込み
クェーサー、銀河、銀河団・・・
磁場の強さ、分布、スペクトルなどを測ることができれば磁場生成のメカニズムやクェーサーの活動性、ボイドと銀河・銀河団の相互作用を探ることができるだろう。

４、宇宙磁場の観測

磁場の観測様々な天体で様々な方法が用いられてきた。
・Zeeman効果：太陽、分子雲・シンクロトロン：銀河、銀河団
・Faraday rotation：銀河、銀河団、銀河間空間
・宇宙背景放射：宇宙論的・ビッグバン元素合成：宇宙論的・超高エネルギー宇宙線：局所超銀河団
そしてこのリストにもう１つ加えたい。
・pair echo：銀河間空間

磁場の観測方法①
Zeeman効果
・磁場によるエネルギー準位の分裂を利用
・分光により磁場を測る
・信頼性は高いが、強磁場・低温の環境でないと難しい
G. E. Hale・Hale (1908)により初めて地球外で磁場を発見（太陽黒点）
Zeeman splitting
・分子雲でも観測・それ以外はなかなか難しい

Doppler shift磁場の観測方法②

Sakurai et al. (2001)

磁場の観測方法③
シンクロトロン・磁場中の電子が出す放射・いろんな天体で観測・電子密度と縮退

Kim et al., 1989

Coma

Beck & Hoernes, 1996

Abell
1367

磁場の観測方法④
宇宙背景放射・horizon scaleの磁場→ Bianchi宇宙→ B < 10nG
・ランダムな磁場→ プラズマの運動変化→ ゆらぎスペクトルの変化→ B < 10nG
ビッグバン元素合成
・宇宙膨張則の変化
・核反応率の変化→ B < 1μG

10100

Yamazaki, Ichiki & KT

1000

Faraday rotation
磁場のあるプラズマ中では左巻き・右巻きの円偏光の位相速度が異なる→ 直線偏光の偏光面の角度がまわる
rotation measure

ただし光源から観測者までの積分なので、どこの磁場を測っているかについては不定性がある。特に銀河系内の磁場はよく邪魔になる。

宇宙論的Faraday rotation①
一様膨張宇宙での一様磁場によるFaraday rotation
ガスが濃くなる
磁場が強くなる
波長が短くなるcosθ：dipole的なRM分布になる宇宙論的Faraday rotation②
high zでのrotation measure

昔の方が磁場もガスも濃いので実はhigh zの方が効く。するともう少し弱い磁場まで探索できる
ことがわかる。

宇宙論的磁場への制限①

電波銀河

銀河間空間

銀河系

RM = RMsource + RMIGM + RMgalaxy（分散） （∝z） （～const）
RM

RMのz依存性から銀河間磁場を制限する。
redshift

宇宙論的磁場への制限②
Vallee, 1990
redshiftが決まり、|RM| < 200 rad/m^2の銀河とクェーサー309個（銀河系の寄与が小さい）

宇宙論的磁場への制限③
全天を４つの領域に分け
対角領域の源で制限する。
RM(rad/m^2)
200
左上

右下

0

-200

3

2

1

0
redshift12

一様な磁場への制限：B < 6×10 -11 G

3

宇宙論的磁場への制限④
RM = RMsource + RMIGM + RMgalaxy（分散） （∝z） （～const）
波長のredshiftのため、high zではQSOのintrinsicなRMは重要でなくなる→ high zで分散はどんどん小さくなるはずRM

redshift

しかし観測では
そうでもない宇宙論的磁場への制限⑤銀河系の寄与を差し引いたRMの分布をzごとに描く。
zが大きくなると分散が大きくなるのが見て取れる。
一様宇宙の一様磁場という
描像が悪い？

Kronberg et al., 2008

宇宙論的磁場への制限⑥high zでの分散・intrinsic RMの進化
・銀河系成分が引ききれてない・銀河間空間にcloudのようなものがある‐銀河、原始銀河雲（Kronberg et al., 2008）‐Lyα雲（Blasi et al., 1999）→ 定性的には説明可能。QSO吸収線と相関？

ガス雲の収縮とRM
ガス雲のサイズが1/aに収縮したとする

電子密度 a3 倍、磁場 a 2 倍、経路1/a倍→ RMは a4 倍→ 銀河や銀河団など、virializeしたものを考えるのではなくても、宇宙を一様と近似するのはあまりよくない（Lyα雲）
いずれにせよデータが少なくて確かなことは言えない

SKA

Square Kilometer Array
・1 km^2 （EVLAの５０倍）
・frequency range: 0.1 – 25 GHz・f.o.v.: 50 deg^2 （月の２５０倍）
・timeline: 1991 concept
2014 phase 1 (～15%)2022 phase 3

Faraday rotation searchの将来
Vallee (1990)：674個 → 309個
Kronberg et al. (2008)：901個 → 268個
EVLA (Extended VLA)、LOFAR(LOw Frequency ARray)やSKAで数はとんでもなく増えるはず。

LOFAR ～ 10 7

磁場観測まとめ個人的な評価・Zeeman効果
・シンクロトロン・Faraday rotation
・宇宙背景放射・ビッグバン元素合成
・pair echo

信頼性
◎
△
△～○
○
○
△～○

弱磁場
×
△
○
△
×
◎

宇宙論的
×
×
○
○
○
○

５、高エネルギー天体からのpair echo
K. Ichiki, S. Inoue and KT, ApJ (2008)

ボイドの微弱磁場を観測できるか？
CMB・Faraday rotation→ 現在の制限：B < 1nG→ 望み薄Plagaの方法 (Plaga, 1994)
GRB、blazarなど高エネルギーバースト
天体からのdelayed photonを使って非常に弱い磁場を測る→ B = 10-16～ 10-20G→ 現在のところ最も強力な方法

準備：extragalactic background light①

EBL準備：extragalactic background light②
UV ～ opt ～ IR銀河のnumber countや直接観測によって測定。
不定性は小さくない。
遠くの銀河や第１世代星からの光。
対消滅で高エネルギー
γ線を吸収する。

0.7

770 Eγ(TeV)ガンマ線の吸収
optical depth

宇宙論的な距離の天体からのTeV以上のガンマ線は吸収される。z = 0.1、1 TeVで
optical depthは１程度。

MAGICによる
Mkn501 (z=0.03)の観測
Kneiske et al. (2004)による
EBLのモデルで補正

では吸収されたガンマ線のエネルギーはどうなるのか？

カスケードCMBEBL (eV)γ線(GeV)IC
e± 対生成γe ～ 106
γ線(TeV)
CMB

吸収されたγ線はエネルギーの低いガンマ線に変わる＊角度は対生成・ICのたびに1/γeくらい変わるpair echo (delayed emission)

Cheng & Cheng (1996)
Dai & Lu (2002)

CMB
赤外線

primary
γ線
(TeV)

e±
対生成

primaryγ線(MeV)
GRB, AGN

IC

pair echoγ線
(GeV)

time
delay

吸収されたγ線 → pair echo

地球delay time
はじめにθずれていても1/γeくらいの角度なら戻ってこられる

λγγ

λIC~ 1/ γ e~ 1/ γ eθdelay timeは平均自由行程とどれだけ曲がって来れるかで決まる。高エネルギーほどあまり曲がらない。

pair echo with magnetic field

Plaga (1995)

CMB
赤外線

γ線
(TeV)

e±
対生成

IC

γ線
(MeV)
GRB, AGN

γ線
(GeV)

地球
磁場

磁場によりさらに曲がり、到着時刻が遅れる
遅延時刻を測ることで磁場を測ることができるターゲットブレーザー・GRB～ 10Mpc

地球スケール感覚赤外線 Eγ 

EIR = 0.1eV 1TeV −1

CMB Eγ 
Eecho = 0.6GeV 1TeV 
Eγ = 1TeV

 nIR −3 
 1cm λγγ = 2Mpc −1

 Eγ λIC = 0.4Mpc  1TeV −1−2

 Edelay   B   − 20 ∆t B = 0.5 day  1GeV   10 G 

22

いろいろな数字①Eγ = 1TeV・TeVブレーザー・GRBではパラメータ次第でTeVが出るのは割と自然 Eγ 
Eecho = 0.6GeV 1TeV 

2・GLASTなど衛星の領域。
もう少し高いと地上のチェレンコフ望遠鏡の領域。
−2

 Eecho   B ∆t B = 0.5 day   − 20 
 1GeV   10 G 

2・強い（弱い）磁場は高（低）エネルギーγ線で見る

いろいろな数字②
 nIR λγγ = 2Mpc −3 
 1cm −1・天体付近の濃い領域から出るのに十分大きい Eγ λIC = 0.4Mpc  1TeV −1・上と合わせても基本的に反応はlocal（もちろん場合によるが、）この方法で磁場が測定できるのはボイドの可能性が高い。

観測量
時間
(sec)
10

5

fluxの等高線
各時刻のスペクトルに磁場や背景赤外線の情報が含まれている

10 4
10 3

1GeV 10GeV 100GeV

エネルギー

定式化①
対生成した電子陽電子のスペクトル（総量）primaryγ線のスペクトル

EBLで吸収される割合

荷電粒子のエネルギーはprimaryγ線の半分

pair echoのスペクトル１個の電子によるIC photon
pair echoに寄与する電子

Ne,0とNeの関係は？

定式化②対生成された電子陽電子の総量→ 磁場にはよらず、EBLの量で決まる。
磁場はこれをどう時間的に配分するかだけに影響する。
→ pair echoのtotal fluenceは磁場によらない。

ある時刻のdelayed emissionに関与する
電子陽電子のスペクトル。
→ 磁場の影響を受ける。
→ pair echoの時間発展を決める。

Ne,0とNeの関係を求めることが問題の本質

練習問題①
一様ダストによる普通のecho。
等時刻面
echo
primary
等時刻面を考え、その面の各点でのfluxに散乱断面積をかけて面上で積分すればよい
ちゃんと曲がった光子だけが寄与

θ’だけ曲がる確率練習問題②殻状ダストによるecho
積分範囲が有限になり
しかも観測時刻に依存今回の問題

GeVγ線～ 0.4Mpc～ 20Mpc

TeVγ線

変更点●光子 → 電子陽電子 → 光子
●少なくとも２回散乱：対消滅・IC●電子陽電子はγ線を連続的に放出●電子陽電子のときには磁場による
deflectionもある
・coherent・tangled‐角度のrandom walk‐effectiveに遅くなるeffective等時刻面

r = λγγ ~ λγγ + λIC の殻と思える
もともとの等時刻面(楕円)effectiveな等時刻面～ 20Mpc～ 0.4Mpc

・等時刻面の変更
・角度積分範囲の変更
・散乱角の確率分布の変更

pair echoのスペクトル
スペクトル

散乱確率

対生成＋IC

磁場がcoherentのときに平均的に曲がる角度

磁場
電子で走る距離が長いと磁場による散乱が大きくなる

delay time
一様磁場

ランダム磁場
Bとrcohはこの形で縮退する。

逆コンプトン散乱オーダー評価
pair echoのfluxは雰囲気的には次のようになる。
(Dai et al. 2002, Razzaque et al. 2004, Murase et al. 2007)
echo

今回のモデル化はこのオーダー評価と１桁程度の違いがある。（実はこれまでの研究はオーダー評価のやり方すら間違っている。）
強磁場：fluxは大きいがすぐにへたる
弱磁場：fluxは小さいが持続するdelayed photonのスペクトル
promptが線スペクトルのときlog(flux)t = 50 s
3
5×10 s
5×10 5 s
5×10 7 s

1TeV

3TeV

log(Eecho/GeV)

10TeV

遅延時間は光子のエネルギーでなく電子のエネルギー
で決まるlight curve

promptが線スペクトルのとき
Eecho = 1GeV

log(flux)

Eecho = 10GeV

10TeV

3TeV
log(t/sec)

1TeV

高エネ電子由来→ fluxは大きい
すぐにへたる
低エネ電子由来→ fluxは小さい
持続するpair echoまとめ・TeVγ線+ EBL → TeV電子・陽電子+ CMB → GeVγ線・対生成とICで経路が曲がる→ 最初変な方向でも地球に到達できる→ 遅延時間の発生・磁場で経路がもっと曲がる→ 磁場が10-20 Gaussより強ければ遅延時間がもっと長くなる・応用するにあたって
primaryのスペクトルとその時間変化を与えればpair echoが計算できる
・このモデルもいろんなところで近似を使っている→ 観測とちゃんと比べるにはモンテカルロをする６、ブレーザーとガンマ線バーストブレーザーとGRB
pair echoの観点ではTeV放射・宇宙論的距離・明るいというのが必要。これをみたすのはおそらくブレーザーとGRBのみ
両者には類似点、相違点がいろいろある。
・場所：redshift distribution
・形状：ジェットとその速さ
・放射：メカニズムとスペクトル・時間変動
・sequence
・道具として使う

redshift distribution
TeVブレーザー

GRB
Fiore et al., 2007

ジェット
3C279

8
ブラックホール～10 Msun
コア：internal shock
0.1pc
100kpc電波ローブ：external shock
ブラックホール～10 Msun

external shock

internal shock

GRB(Piran, 2003)
10 14 cm

10 17 cm

ジェットの速さ
ブレーザー：Γ = 10～100
・superluminal motion
β true sin θ≈ Γtrueβ app =
1 − β true cos θ→ pc～kpcスケール
・スペクトル合わせ→ subpcスケール
GRB：Γ = 100～1000
・compactness problem
明るさ
変動の時間スケール→ 放射領域の大きさ→ optical depth

3C279

放射：synchrotron self-Compton

いろいろ考えるべきこと
optical depth、Klein-Nishina
absorption、電子への反作用
ハドロン

flux

ある領域に高エネルギー電子と磁場がある→ シンクロトロン＋逆コンプトン散乱
典型的なエネルギー2 B  γ e eB 2 5 Esync =
γ e ≈ 50 eV me 1Gauss  10 
4


γ
B


 e5 
ESSC = γ e2 Esync ≈ 500 GeV 1Gauss  10 
光度比
ESSC f SSC U sync=
Esync f sync U mag

Esync

ESSC

E

スペクトルの比較

log[flux (erg/sec)]49

典型的なGRB

SSCモデルの適当なパラメータ
によるスペクトル

48
47
46
45

典型的な
TeVブレーザー

44
1eV

1keV

1MeV

1GeV

1TeV log[E]TeV blazar
観測的に確立されたTeVブレーザーは１０個程度。
SSCモデルでだいたい理解できる。
有名なのはMkn421、Mkn501、PKS2155-304など。
PKS2155-304

GRB
TeV領域の放射は観測的にはわかっていない
・GeVの観測は何例かある
・TeVはtentativeな観測が何例かある
・TeVの上限はたくさんある
理論的には・標準的なinternal shock
ならTeVが出ていてもおかしくない・観測的上限はあまり気にならないAsano & Inoue (2007)

カットオフエネルギー
スペクトルの最高エネルギーはどうやって決まるか
・どこまで電子が加速されるか・放射領域を抜け出してこられるか
compactness problemのときと同様、放射領域が大きければよい → Γが大きければよい

Asano & Inoue (2007)

時間変動
ブレーザーとGRBでは大きく異なる
ブレーザー
・定常的な放射＋フレア
・時間スケール：分、時間、日、年・振幅もさまざま・スペクトルも変化
・フレアはいつ起こるかわからないが年に１回くらい？
GRB・prompt → afterglow → 消える・パターンはわりと似てるTeV blazar①
日スケール

Mkn421, HEGRA, WHIPPLE, RXTETeV blazar②
分スケール

Mkn501, MAGICTeV blazar③

年スケール
Mkn501, HEGRA, WHIPPLE, CAT, MAGICTeV blazar④
すごい振幅：３０分で１０倍

PKS2155-304, HESSTeV blazar⑤
スペクトル変動
フレアのときはハード
Mkn501, MAGIC

ただ、そうでないのもある。

GRB

prompt
10 1-2 sec

flux

TeVもたぶん同じような
light curveになると思われる
shallow decay
10 3-4 sec
jet breaksteep decay
10 2-3 sec

normal decay
10 4-5 sectimesequence
明るさとピークエネルギーに相関ブレーザー：blazar sequence
GRB：いろんなrelation(Yonetoku, Amati, Ghirlanda…)
ただし傾向は逆
Ghirlanda

Amati

ピークエネルギーが大きいほど暗い

ピークエネルギーが大きいほど明るいブレーザーを道具として使う①
宇宙はz ～ 0.1, E ～ 1TeV
でちょうどoptical depth ～ 1→ ブレーザーはEBLの量に大きく影響を受ける→ うまく工夫すればブレーザーでEBLを探れる(Aharonian et al., 2006, 2007)

吸収を受けるとだいたいソフトになる。

EBLの量を仮定→ 観測からintrinsicなスペクトルを再構成→ intrinsicなスペクトルはあまりhardだと理論的にまずい→ EBLへの制限が求まる

ブレーザーを道具として使う②CIBのスペクトルと吸収率の形

νIν ∝ λ−1 ⇒ n( EEBL ) = const. ⇒ τ ( Eγ ) = const.
−1
νIν = const. ⇒ n( EEBL ) ∝ EEBL
⇒ τ ( Eγ ) ∝ Eγ

ブレーザーを道具として使う③Γint < 1.5とするとEBLという制限が得られる。
これを信じるとEBLの2/3以上がgalaxy countで説明できる。

またΓint < 1.0としてもEBL < 0.7 × P1.0という制限になる。いずれにしてもIRTSの結果とはだいぶ違う。

GRBを道具として使う①
ピークエネルギーと「明るさ」の関係
・Yonetoku
peak luminosity
・Amati
total energy
・Ghirlanda
角度補正したtotal energy
SNIaと同じように
近距離で関係を作って遠距離に適用すると
distance ladderが伸ばせる(KT et al. 2003)

Kodama et al. (2008)

GRBを道具として使う②luminosity distanceの測定
zcd L ( z ) = (1 + z ) ∫dz ′0 H ( z ′)(1 + z )c z
1
′
dz
=
∫
0
H0
Ω m (1 + z ′) 3 + (1 − Ω m )(1 + z ' ) 3(1+ w)→ 物質密度・状態方程式への制限

luminosity distanceが25%の精度で決まったら

SNIa
GRB

GRBを道具として使う③Tsutsui et al. 2008
現在までのデータ
近傍：33個遠方：30個を使った制限dynamical EOS

GRBは過去にdark energyのenergy densityが大きくなるようなモデルをよく制限できる。

ブレーザーとGRBまとめ
pair echoの候補天体
TeV放射・宇宙論的距離・明るい
ブレーザー
・場所がわかっている
・TeV放射しているのがわかっている
・定常放射が邪魔・lightcurveが不定形
GRB・定常放射がなく、afterglowはわりあいすぐ落ちる
・いつどこで起こるかわからない
・TeV放射しているのかわからない
両方とも道具として使われつつある

７、ガンマ線バーストのpair echo
KT, K. Murase, K. Ichiki, S. Inoue & S. Nagataki, 2008

GRBに適用
次のスペクトルで50秒間一定の放射を仮定する

もちろんTeVで明るいほどpair echoも明るい。

GRB pair echoのスペクトルlightcurve (1GeV)

lightcurve (100GeV)

cutoff enegy, EBL依存性

 Eγ 
Eecho = 0.6GeV 1TeV 

2detectability of pair echo

磁場が弱すぎると観測できる条件
pair echo自体は・近い・cutoff energyが大きい 観測できるが・磁場が弱い ・afterglowに隠されない 磁場は測れないafterglowとの比較①
prompt
10

1-2

TeV →

sec

pair echo

TeV → pair echo（考えない）
GeV → prompt pair echoを隠す可能性shallow decay
10 3-4 sec
jet breaksteep decay
10 2-3 sec

normal decay
10 4-5 sec

afterglowとの比較②
energetics
総エネルギー

運動エネルギー
放射 (keV-MeV)
放射 (GeV-TeV)

放射 (keV-MeV)
放射 (GeV-TeV)

afterglowとの比較③
afterglow 1053-54 erg

early phaseでafterglowに隠されてしまいがちだがjet breakがあるので完全に隠れることはないだろう。

GRB pair echoまとめ
まず、
pair echoの観測 → TeV放射の証明というのが第一。副産物として磁場などの情報が得られる。
磁場が弱くてGRBが近くないとpair echoは観測できない

B < 10 −16 Gauss, z < 1
これまでの観測ではz < 1のGRBは１～２割のようだ。
たぶんafterglowにはあまり隠されず、pair echoの候補天体としてはわりあい「きれい」な天体
GLASTに期待！

８、ブレーザーによる磁場への制限K. Murase, KT, S. Inoue, K. Ichiki & S. Nagataki, 2008

TeVブレーザー①
GRBに比べて複雑・フレアと定常、両方GeV-TeVを出す
・フレアが長い（～ day）

磁場が弱いと遅延時間が短くて隠れてしまう場合～ day

primary TeV

primary GeV

磁場が強いために受かる場合もある
フレアの振幅が小さいと定常放射に隠れてしまう

時間

TeVブレーザー②
pair echoと定常放射は同時に観測される→ 変なスペクトル
として観測される→ GeV-TeVにかけて
普通のスペクトルが観測されたら磁場に制限がつく（逆は難しい）ここではMkn501を例にGLASTがフレアを観測した際に予測される制限を考える

primary flareprimary quiescentpair echo from flare

TeV energy

Mkn501①
MAGIC (Albert et al. 2007)
２００５年５～７月の観測
フレア：６月３０日
７月９日
６月３０日のフレアと“low flux”を例として考える。

Mkn501②

1/ 2

B ≥ 10−17

 λcoh Gauss  100pc TeVブレーザーのpair echoまとめ

pair echo候補天体としては多少「汚い」がTeV放射をしていることがわかっており、場所もわかっているので、ずっと観測していればそのうち何かわかるはず。
GLAST + Mkn501でpair echoが観測されなかったら
1/ 2

B ≥ 10−17

 λcoh Gauss  100pc ９、まとめまとめ「ゆらぎによる磁場生成」から出発→ これを検証したい→ pair echo
→ ボイドの磁場は他にもいろいろな情報を持っている→ pair echoはいろんなことに使えそうだ→ GLASTも打ちあがったことだし、これから楽しみなテーマ